Dobrý den, obyvatelé Khabra! Dá se ve fundamentální vědě mluvit o módě, víře nebo fantazii?
Vesmír se nezajímá o lidskou módu. Vědu nelze interpretovat jako víru, protože vědecké postuláty jsou neustále podrobovány přísnému experimentálnímu testování a jsou zahazovány, jakmile dogma začne být v rozporu s objektivní realitou. A fantasy obecně zanedbává jak fakta, tak logiku. Nicméně velký Roger Penrose nechce tyto jevy zcela zavrhnout, protože motorem pokroku může být vědecká móda, víra se objevuje, když je teorie potvrzena skutečnými experimenty, a bez úletu fantazie nelze pochopit všechny podivnosti našeho Vesmír.
V kapitole „Móda“ se dozvíte o teorii strun, nejmódnější teorii posledních desetiletí. „Víra“ je věnována principům, na kterých stojí kvantová mechanika. A „fantazie“ se netýká ničeho menšího než nám známých teorií původu vesmíru.
3.4. Paradox velkého třesku
Nejprve si položme otázku pozorování. Jaký přímý důkaz existuje, že celý pozorovatelný vesmír byl kdysi v extrémně stlačeném a neuvěřitelně horkém stavu, což by odpovídalo obrázku velkého třesku uvedenému v části 3.1? Nejpřesvědčivějším důkazem je kosmické mikrovlnné záření na pozadí (CMB), někdy nazývané velký třesk. CMB záření je lehké, ale s velmi dlouhou vlnovou délkou, takže je zcela nemožné ho vidět očima. Toto světlo se na nás valí ze všech stran mimořádně rovnoměrně (ale většinou nesouvisle). Představuje tepelné záření o teplotě ~2,725 K, tedy více než dva stupně nad absolutní nulou. Předpokládá se, že pozorovaný „záblesk“ pochází z neuvěřitelně horkého vesmíru (v té době ~ 3000 K) přibližně 379 000 let po velkém třesku - během éry posledního rozptylu, kdy se vesmír poprvé stal průhledným pro elektromagnetické záření (ačkoli k tomu během Velkého třesku vůbec nedošlo).výbuch; k této události dochází v první 1/40 000 celkového stáří Vesmíru – od Velkého třesku po současnost). Od poslední éry rozptylu se délka těchto světelných vln prodloužila přibližně stejně, jako se rozšířil samotný vesmír (faktorem asi 1100), takže hustota energie se stejně radikálně snížila. Proto je pozorovaná teplota CMB pouze 2,725 K.
Skutečnost, že toto záření je v podstatě nekoherentní (tedy tepelné), působivě potvrzuje samotná povaha jeho frekvenčního spektra, znázorněného na Obr. 3.13. Intenzita záření při každé konkrétní frekvenci je vynesena svisle do grafu a frekvence se zvyšuje zleva doprava. Spojitá křivka odpovídá Planckovu spektru černého tělesa popsanému v části 2.2 pro teplotu 2,725 K. Body na křivce jsou data ze specifických pozorování, pro která jsou poskytnuty chybové úsečky. Současně se chybové úsečky zvětší 500krát, protože jinak by jednoduše nebylo možné uvažovat, dokonce ani vpravo, kde chyby dosahují svého maxima. Shoda mezi teoretickou křivkou a výsledky pozorování je prostě pozoruhodná – možná nejlepší shoda s tepelným spektrem nalezeným v přírodě.
Co však tato shoda ukazuje? Skutečnost, že uvažujeme o stavu, který byl zjevně velmi blízký termodynamické rovnováze (proto se dříve používal termín nekoherentní). Jaký závěr však vyplývá z toho, že nově vzniklý vesmír byl velmi blízko termodynamické rovnováze? Vraťme se k Obr. 3.12 z oddílu 3.3. Nejrozsáhlejší hrubozrnná oblast bude (podle definice) mnohem větší než jakákoli jiná taková oblast a bude typicky tak velká ve srovnání s ostatními, že je všechny značně zakrní! Termodynamická rovnováha odpovídá makroskopickému stavu, do kterého se pravděpodobně dříve nebo později dostane jakýkoli systém. Někdy se tomu říká tepelná smrt vesmíru, ale v tomto případě bychom kupodivu měli mluvit o tepelném zrození vesmíru. Situaci komplikuje skutečnost, že novorozený vesmír se rychle rozpínal, takže stav, o kterém uvažujeme, je vlastně nerovnovážný. Nicméně expanzi v tomto případě lze považovat za v podstatě adiabatické - tento bod plně ocenil Tolman již v roce 1934 [Tolman, 1934]. To znamená, že hodnota entropie se během expanze nezměnila. (Podobnou situaci, kdy je udržována termodynamická rovnováha díky adiabatické expanzi, lze ve fázovém prostoru popsat jako soubor stejně objemových oblastí s hrubozrnnou přepážkou, které se od sebe liší pouze konkrétními objemy vesmíru. Můžeme předpokládat, že tento primární stav se vyznačoval maximální entropií - navzdory expanzi!).
Zřejmě stojíme před výjimečným paradoxem. Podle argumentů uvedených v části 3.3 druhý zákon vyžaduje (a je v zásadě vysvětlován tím), že Velký třesk je makroskopický stav s extrémně nízkou entropií. Zdá se však, že pozorování CMB naznačují, že makroskopický stav velkého třesku byl charakterizován kolosální entropií, možná dokonce maximální možnou. Kde děláme tak závažnou chybu?
Zde je jedno běžné vysvětlení tohoto paradoxu: předpokládá se, že vzhledem k tomu, že novorozený vesmír byl velmi „malý“, mohla existovat určitá hranice maximální entropie a stav termodynamické rovnováhy, který byl v té době zjevně udržován, byl prostě limitní úroveň entropie možná v té době. To je však špatná odpověď. Takový obrázek by mohl odpovídat úplně jiné situaci, ve které by velikost vesmíru závisela na nějakém vnějším omezení, například jako v případě plynu, který je obsažen ve válci s utěsněným pístem. Tlak pístu je v tomto případě zajišťován nějakým vnějším mechanismem, který je vybaven vnějším zdrojem (nebo vývodem) energie. Tato situace však neplatí pro vesmír jako celek, jehož geometrie a energie, stejně jako jeho „celková velikost“, jsou určeny výhradně vnitřní strukturou a řídí se dynamickými rovnicemi Einsteinovy obecné teorie relativity (včetně rovnice popisující stav hmoty, viz sekce 3.1 a 3.2). Za takových podmínek (když jsou rovnice zcela deterministické a invariantní vzhledem ke směru času – viz část 3.3) se celkový objem fázového prostoru nemůže v čase měnit. Předpokládá se, že samotný fázový prostor P by se neměl „vyvíjet“! Veškerý vývoj je jednoduše popsán umístěním křivky C v prostoru P a v tomto případě představuje úplný vývoj vesmíru (viz část 3.3).
Možná bude problém jasnější, vezmeme-li v úvahu pozdější fáze kolapsu vesmíru, kdy se blíží k velkému krachu. Připomeňme si Friedmanův model pro K > 0, Λ = 0, znázorněný na Obr. 3.2a v části 3.1. Nyní se domníváme, že poruchy v tomto modelu pocházejí z nepravidelného rozložení hmoty a v některých částech již došlo k lokálním kolapsům, takže na jejich místě zůstaly černé díry. Pak bychom měli předpokládat, že poté se některé černé díry vzájemně spojí a že kolaps do konečné singularity se ukáže jako extrémně složitý proces, který nemá téměř nic společného s přísně symetrickým velkým krachem ideálně sférického symetrického Friedmanna. model uvedený na obr. 3.6 a. Naopak, z kvalitativního hlediska bude kolapsová situace mnohem více připomínat kolosální nepořádek znázorněný na Obr. 3.14 a; výsledná singularita, která v tomto případě vzniká, může být do určité míry v souladu s hypotézou BCLM uvedenou na konci oddílu 3.2. Konečný kolapsový stav bude mít nepředstavitelnou entropii, i když se vesmír zmenší zpět na nepatrnou velikost. Ačkoli tento konkrétní (prostorově uzavřený) rekolapsující Friedmannův model není v současnosti považován za věrohodnou reprezentaci našeho vlastního vesmíru, stejné úvahy platí pro další Friedmannovy modely, s kosmologickou konstantou nebo bez ní. Hroutící se verze každého takového modelu, která prožívá podobné poruchy kvůli nerovnoměrnému rozložení hmoty, by se měla opět změnit ve vše pohlcující chaos, singularitu jako černá díra (obr. 3.14 b). Převrácením času v každém z těchto stavů dosáhneme možné počáteční singularity (potenciálního velkého třesku), která má tedy kolosální entropii, což je v rozporu se zde vysloveným předpokladem o „stropu“ entropie (obr. 3.14 c).
Zde musím přejít k alternativním možnostem, které jsou také někdy zvažovány. Někteří teoretici předpokládají, že druhý zákon se musí nějak obrátit v takovýchto kolabujících modelech, takže celková entropie vesmíru se bude postupně zmenšovat (po maximální expanzi), jak se bude blížit velký pád. Takový obraz je však obzvláště obtížně představitelný v přítomnosti černých děr, které, jakmile se vytvoří, začnou samy pracovat na zvýšení entropie (což je spojeno s časovou asymetrií v umístění nulových kuželů blízko horizontu událostí, viz obr. 3.9). To bude pokračovat do daleké budoucnosti - alespoň dokud se černé díry nevypaří vlivem Hawkingova mechanismu (viz sekce 3.7 a 4.3). V každém případě tato možnost nezpochybňuje zde uvedené argumenty. Existuje další důležitý problém, který je spojen s tak složitými kolabujícími modely a o kterém mohli uvažovat i samotní čtenáři: singularity černých děr nemusí vůbec vznikat současně, takže když převrátíme čas, nedostaneme velký třesk, což se děje „všechno a hned“. To je však právě jedna z vlastností (dosud neprokázané, ale přesvědčivé) hypotézy silné kosmické cenzury [Penrose, 1998a; PkR, oddíl 28.8], podle kterého v obecném případě bude taková singularita prostorová (oddíl 1.7), a lze ji tedy považovat za jednorázovou událost. Navíc, bez ohledu na otázku platnosti samotné hypotézy silné kosmické cenzury, je známo mnoho řešení, která tuto podmínku splňují, a všechny takové možnosti (po rozšíření) budou mít relativně vysoké hodnoty entropie. To výrazně snižuje obavy o platnost našich zjištění.
V souladu s tím nenacházíme důkazy, že by vzhledem k malým prostorovým rozměrům vesmíru nutně existoval určitý „nízký strop“ možné entropie. V zásadě je akumulace hmoty ve formě černých děr a slučování singularit „černých děr“ do jediného singulárního chaosu proces, který je dokonale v souladu s druhým zákonem, a tento konečný proces musí být doprovázen kolosálním nárůstem. v entropii. Konečný stav Vesmíru, "malý" podle geometrických měřítek, může mít nepředstavitelnou entropii, mnohem vyšší než v relativně raných fázích takového kolabujícího kosmologického modelu, a prostorová miniatura sama o sobě nestanoví "strop" pro maximální hodnotu. entropie, ačkoli takový "strop" (při obrácení toku času) by mohl vysvětlit, proč byla entropie během Velkého třesku extrémně nízká. Ve skutečnosti takový obrázek (obr. 3.14 a, b), který obecně představuje kolaps vesmíru, naznačuje řešení paradoxu: proč během Velkého třesku byla mimořádně nízká entropie ve srovnání s tím, co mohlo být, navzdory skutečnost, že výbuch byl horký (a takový stav by měl mít maximální entropii). Odpověď zní, že entropie se může radikálně zvýšit, pokud jsou povoleny velké odchylky od prostorové uniformity, a největší nárůst tohoto druhu je spojen s nepravidelnostmi právě kvůli vzniku černých děr. V důsledku toho by prostorově homogenní Velký třesk skutečně mohl mít, relativně vzato, neuvěřitelně nízkou entropii, navzdory skutečnosti, že jeho obsah byl neuvěřitelně horký.
Jeden z nejpřesvědčivějších důkazů, že Velký třesk byl skutečně prostorově zcela homogenní, v souladu s geometrií modelu FLRU (ale ne v souladu s mnohem obecnějším případem neuspořádané singularity znázorněným na obr. 3.14c), opět přichází od RI, ale tentokrát svou úhlovou homogenitou, nikoli termodynamickou povahou. Tato homogenita se projevuje tím, že teplota RI je prakticky stejná v jakémkoli bodě na obloze a odchylky od homogenity nejsou větší než 10–5 (upraveno o malý Dopplerův jev spojený s naším pohybem okolní hmotou). ). Kromě toho existuje téměř univerzální jednotnost v distribuci galaxií a jiné hmoty; Rozmístění baryonů (viz Sekce 1.3) na poměrně velkých měřítcích se tedy vyznačuje výraznou homogenitou, i když jsou zde patrné anomálie, zejména tzv. voidy, kde je hustota viditelné hmoty radikálně nižší než průměr. Obecně lze tvrdit, že homogenita je tím vyšší, čím dále do minulosti Vesmíru se díváme, a RI je nejstarším důkazem rozložení hmoty, který můžeme přímo pozorovat.
Tento obrázek je v souladu s názorem, že v raných fázích svého vývoje byl vesmír skutečně extrémně homogenní, ale s mírně nepravidelnými hustotami. V průběhu času (a pod vlivem různých druhů „tření“ - procesů, které zpomalují relativní pohyby), tyto nepravidelnosti hustoty zesílily pod vlivem gravitace, což je v souladu s myšlenkou postupného shlukování hmoty. Postupem času se shlukování zvětšuje, což má za následek vznik hvězd; seskupují se do galaxií, z nichž každá vyvíjí ve středu masivní černou díru. Toto shlukování je nakonec způsobeno nevyhnutelným účinkem gravitace. Takové procesy jsou skutečně spojeny se silným nárůstem entropie a ukazují, že s přihlédnutím k gravitaci by tato prvotní zářící koule, z níž dnes zůstala pouze RI, mohla mít daleko k maximální entropii. Tepelná povaha této koule, jak dokazuje Planckovo spektrum znázorněné na Obr. 3.13 říká pouze toto: pokud vesmír (v éře posledního rozptylu) považujeme jednoduše za systém skládající se z hmoty a energie, které se vzájemně ovlivňují, pak můžeme předpokládat, že byl skutečně v termodynamické rovnováze. Pokud však vezmeme v úvahu i gravitační vlivy, obraz se dramaticky změní.
Pokud si představíme např. plyn v utěsněné nádobě, pak je přirozené předpokládat, že maximální entropie dosáhne v tom makroskopickém stavu, když je rovnoměrně rozložen v nádobě (obr. 3.15 a). V tomto ohledu bude připomínat horkou kouli, která generovala RI, která je rovnoměrně rozložena po obloze. Nahradíte-li však molekuly plynu rozsáhlým systémem těles, která jsou navzájem gravitací spojena, například jednotlivé hvězdy, získáte zcela jiný obrázek (obr. 3.15 b). Vlivem gravitačních účinků budou hvězdy rozmístěny nerovnoměrně, ve formě kup. Nakonec největší entropie bude dosaženo, když se četné hvězdy zhroutí nebo se spojí do černých děr. Ačkoli tento proces může trvat dlouho (ačkoli bude usnadněn třením v důsledku přítomnosti mezihvězdného plynu), uvidíme, že nakonec, když dominuje gravitace, entropie je vyšší, čím méně rovnoměrně je hmota v systému distribuována .
Takové účinky lze vysledovat i na úrovni každodenní zkušenosti. Někdo by se mohl zeptat: jaká je role druhého zákona při udržování života na Zemi? Často můžete slyšet, že na této planetě žijeme díky energii přijímané ze Slunce. To ale není úplně pravdivé tvrzení, uvažujeme-li Zemi jako celek, jelikož téměř veškerá energie, kterou Země během dne přijímá, se brzy opět vypaří do vesmíru, na temnou noční oblohu. (Přesná bilance bude samozřejmě mírně upravena faktory, jako je globální oteplování a zahřívání planety v důsledku radioaktivního rozpadu.) Jinak by se Země jednoduše zahřívala a stala by se během pár dní neobyvatelnou! Fotony přijímané přímo ze Slunce však mají poměrně vysokou frekvenci (jsou soustředěny ve žluté části spektra) a Země vysílá do vesmíru fotony s mnohem nižší frekvencí v infračerveném spektru. Podle Planckova vzorce (E = hν, viz část 2.2) má každý z fotonů přicházejících ze Slunce jednotlivě mnohem vyšší energii než fotony emitované do vesmíru, proto k dosažení rovnováhy musí Zemi opustit mnohem více fotonů, než dorazit ( viz obr. 3.16). Pokud dorazí méně fotonů, pak bude mít příchozí energie méně stupňů volnosti a odcházející energie bude mít více, a proto podle Boltzmannova vzorce (S = k log V) budou mít přicházející fotony mnohem menší entropii než odcházející. . Nízkoentropickou energii obsaženou v rostlinách využíváme ke snížení naší vlastní entropie: jíme rostliny nebo býložravce. Život na Zemi tak přežívá a prosperuje. (Zřejmě tyto myšlenky poprvé jasně formuloval Erwin Schrödinger v roce 1967, kdy napsal svou revoluční knihu Life as It Is [Schrödinger, 2012]).
Nejdůležitější fakt o této rovnováze s nízkou entropií je tento: Slunce je horký bod na úplně tmavé obloze. Jak ale takové podmínky vznikly? Svou roli hrálo mnoho složitých procesů, včetně těch spojených s termonukleárními reakcemi atd., ale nejdůležitější je, že Slunce vůbec existuje. A vznikla proto, že se sluneční hmota (stejně jako hmota, která tvoří jiné hvězdy) vyvíjela procesem gravitačního shlukování a vše začalo relativně rovnoměrným rozložením plynu a temné hmoty.
Zde je třeba zmínit záhadnou látku zvanou temná hmota, která zřejmě tvoří 85 % hmotného (ne-Λ) obsahu vesmíru, ale je detekována pouze gravitační interakcí a její složení není známo. Dnes právě tuto záležitost bereme v úvahu při odhadu celkové hmotnosti, což je potřeba při výpočtu některých číselných veličin (viz oddíly 3.6, 3.7, 3.9 a jakou důležitější teoretickou roli může hrát temná hmota, viz oddíl 4.3). Bez ohledu na problém temné hmoty vidíme, jak důležitá se pro náš život ukázala být nízkoentropická povaha původního rovnoměrného rozložení hmoty. Naše existence, jak ji chápeme, závisí na nízkoentropické gravitační rezervě, která je charakteristická pro počáteční rovnoměrné rozložení hmoty.
Zde se dostáváme k pozoruhodnému – ve skutečnosti fantastickému – aspektu Velkého třesku. Záhada spočívá nejen v tom, jak se to stalo, ale také ve skutečnosti, že šlo o událost s extrémně nízkou entropií. Pozoruhodná navíc není ani tak tato okolnost, jako skutečnost, že entropie byla nízká pouze v jednom konkrétním ohledu, totiž: gravitační stupně volnosti byly z nějakého důvodu zcela potlačeny. To je v ostrém kontrastu se stupni volnosti hmoty a (elektromagnetického) záření, protože se zdály být maximálně excitované v horkém stavu s maximální entropií. Podle mého názoru je to možná nejhlubší kosmologická záhada a z nějakého důvodu stále zůstává podceňována!
Je třeba se podrobněji pozastavit nad tím, jak zvláštní byl stav Velkého třesku a jaká entropie může vzniknout v procesu gravitačního shlukování. Nejprve si tedy musíte uvědomit, jaká neuvěřitelná entropie je vlastně černé díře (viz obr. 3.15 b). Tomuto problému se budeme věnovat v části 3.6. Ale nyní se vraťme k jinému problému souvisejícímu s následující, celkem pravděpodobnou možností: vždyť Vesmír se může ve skutečnosti ukázat jako prostorově nekonečný (jako v případě modelů FLRU s K 0, viz část 3.1) nebo alespoň většina vesmíru nemusí být přímo pozorovatelná. Podle toho přistupujeme k problému kosmologických horizontů, kterému se budeme věnovat v další části.
» Více podrobností o knize naleznete na
»
»
Pro Khabrozhiteley 25% slevu pomocí kupónu - Nová věda
Po zaplacení papírové verze knihy bude elektronická kniha zaslána e-mailem.
Zdroj: www.habr.com